22/02/2016/Muy Intersante/YR
Diccionario de astronomía. Pasamos revista a este de remanente estelar.
La evolución de una estrella está dictada por su masa y composición química iniciales. Cuanto más masiva es una estrella, más rápidamente agota sus de energía. Es como si cada estrella tuviera su propio DNI. Hoy existen códigos numéricos informáticos que son capaces de la evolución estelar desde el colapso gravitacional inicial hasta las fases finales: enanas blancas, púlsares o agujeros negros, dependiendo de la masa inicial. Aquí nos centraremos en la evolución de las estrellas más masivas.
La evolución estelar se puede resumir en tres fases:
1) Pre-secuencia principal: La fuente de energía proviene del colapso gravitacional. Estas estrellas son relativamente frías y tienen un radio muy grande. Pueden pasar desde miles de años hasta millones de años en esta fase, dependiendo de la masa inicial. Son los llamados bebés estelares.
2) Secuencia principal: A medida que la estrella se va contrayendo, la temperatura en el núcleo aumenta, hasta que es lo suficientemente alta para la fusión del hidrógeno. La estrella pasará gran parte de su vida en la secuencia principal, dado que hay combustible suficiente para ello (de media, un 70% de la masa estelar está constituida de hidrógeno).
3) Fases finales: Una estrella masiva va progresivamente quemando hidrógeno, luego helio, carbono… formando elementos cada vez más pesados en su interior. Su estructura se parece a una cebolla y cada capa tiene una composición química distinta. Al llegar al hierro, no es posible sacar más energía de los procesos nucleares de fusión. El núcleo estelar de hierro restante debe soportar el peso de las capas superiores y se contrae formando un núcleo de neutrones. Las capas externas caen sobre este núcleo neutrónico y al tocarlo tiene lugar un rebote que envía este material al exterior con velocidades altísimas. ¡Tenemos una supernova! La energía asociada es enorme: del orden de 10**51 ergios. Gran parte de la energía de la explosión de una supernova se la llevan los neutrinos. ¡Solo el 1% de la energía está en el rango óptico!
El subproducto de una explosión de supernova en el rango de 8 y 20 masas producirá una estrella de neutrones.
Curiosidades de una estrella de neutrones
Radio: del orden de 10 km (depende de su masa)
Masa: del orden de la masa solar
Densidad en el centro: 10**15 g/cm3
Presión en el centro: 1**36 dyn/cm2
Campos magnéticos muy altos: Hay estrellas de neutrones aisladas y en sistemas binarios.
Observación: Pueden ser observadas en radio, en el visible, neutrinos, ondas gravitacionales, rayos x, gamma, etc.
La primera detección de exoplanetas confirmada se hizo en 1992, con el descubrimiento de varios planetas orbitando el púlsar PSR B1257+12.
Estrellas de quarks
Por ahora, solo existen desde el punto de vista teórico. Son tambien llamadas “strange stars” (estrellas extrañas) y estan básicamente constituidas por quarks del tipo u, d y s.
Durante casi 40 años las estrellas de neutrones solo existieron en el papel pero, tras su descubrimiento en 1967, hoy día constituyen uno de los campos más avanzados de la astrofísica. Las estrellas de quarks, si son detectadas, puede que sigan una trayectoria similar, abriendo una ventana todavía más amplia a la física de los objetos compactos.
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